태양 내부의 핵 반응

태양 내부의 핵반응 태양

 

핵융합을 통해 원자핵에 포함된 에너지를 이용합니다. 지금부터 어떤 일이 발생하는지 더 자세히 살펴보겠습니다. 태양 깊숙한 곳에서 3단계 프로세스는 4개의 수소 핵을 가져와 융합하여, 단일 헬륨 핵을 형성합니다. 헬륨 핵은 결합하여, 형성하는 4개의 수소 핵보다 약간 덜 무겁고, 그 질량은 에너지로 변환됩니다. 4개의 수소 핵으로부터 하나의 헬륨 핵을 형성합니다. 태양 핵 내부의 고온에서 두 개의 양성자가 결합하여, 하나를 포함하는 수소의 동위 원소인 중수소 핵을 만듭니다. 양성자와 하나의 중성자, 사실상, 원래의 양성자 중 하나가 융합 반응에서 중성자로 전환되었습니다. 핵반응에서 전하는 보존 되어야 하고, 이 반응에서 보존되어야 합니다. 양전자 반응에서 나온다 원래 양성자 중 하나와 관련된 양전하를 멀리 운반한다. 반물질이기 때문에 이 양전자는 근처의 전자와 즉시 충돌하고 둘 다 소멸되어 감마선 광자의 형태로 전자기 에너지를 생성합니다. 태양의 중심에서 생성 된이 감마선은 빠르게 움직이는 핵과 전자로 가득 찬 세계에서 자신을 발견합니다. 감마선은 물질 입자와 충돌하여, 그중 하나로 에너지를 전달합니다. 입자는 나중에 또 다른 감마선 광자를 방출하지만 방출된 광자는 흡수된 광자보다 에너지가 약간 적습니다. 이러한 상호 작용은 감마선이 태양의 바깥층을 향해 천천히 나아가면서 반복해서 발생합니다. 그 에너지가 너무 감소하여 더 이상 감마선이 아니라 X선이 될 때까지. 나중에 광자가 붐비는 태양의 중심에서 충돌을 통해 더 많은 에너지를 잃게 되면 자외선 광자가 됩니다. 그들이 태양 표면에 도달할 때까지 대부분의 광자는 보통의 빛이 될 만큼 충분한 에너지를 포기했습니다. 그리고 그것들은 우리가 보는 별에서 오는 햇빛입니다. 따라서 오늘날 태양이 방출하는 태양 광은 태양의 핵 깊은 곳에서 핵반응에 의해 생성된 감마선에서 유래했습니다. 광자가 표면에 도달하는데 필요한 시간은 광자가 충돌 사이에 평균적으로 얼마나 멀리 이동하는지에 따라 달라지며, 이동 시간은 우리가 받아들이는 복잡한 태양 내부 모델에 따라 달라집니다. 추정치는 다소 불확실하지만 태양 표면으로부터의 에너지 방출이 내부에서의 생산을 100,000 년에서 최대 1,000,000년까지 지연시킬 수 있음을 나타냅니다. 양전자 외에도 중수소를 형성하기 위해 두 개의 수소 원자가 융합되어 중성미자가 방출됩니다. 중성미자는 일반 물질과 거의 상호 작용하지 않기 때문에 태양 중심 근처의 핵융합 반응에 의해 생성된 것들은 태양 표면으로 직접 이동 한 다음 모든 방향으로 우주로 이동합니다. 중성미자는 거의 빛의 속도로 움직이며 생성된 지 약 2 초 후에 태양에서 탈출합니다. 수소에서 헬륨을 형성하는 두 번째 단계는 중수소 핵에 다른 양성자를 추가하여 두 개의 양성자와 하나의 중성자를 포함하는 헬륨 핵을 만드는 것입니다. 이 과정에서 일부 질량이 다시 손실되고 더 많은 감마선이 방출됩니다. 이러한 핵은 원소가 양성자의 수로 정의되기 때문에 헬륨입니다. 두 개의 양성자를 가진 모든 핵을 헬륨이라고 합니다. 그러나 우리가 헬륨 -3이라고 부르고 이러한 형태의 헬륨 은 우리가 태양의 대기 나 지구에서 볼 수 있는 동위 원소가 아닙니다. 그 헬륨은 2개의 중성자와 2개의 양성자를 가지고 있으므로 헬륨 4 He라고 합니다. 태양에서 헬륨 -4에 도달하려면 헬륨 -3이 세 번째 융합 단계에서 다른 헬륨 -3과 결합해야 합니다. 이 단계에서 두 개의 에너지 양성자가 남아 있습니다. 반응은 다른 양성자와 충돌할 준비가 되어 있고 반응 사슬에서 1 단계를 다시 시작합니다. 성자-양성자 사슬 우리가 논의한 태양의 핵반응은 다음과 같은 핵 공식을 통해 간결하게 설명할 수 있습니다. 1H+1H⟶2H+e++v, H+1H⟶3He+γ, 3He+3He⟶4He+1H+1H 여기에서 위 첨자는 핵에서 양성자를 더한 총 중성자 수를 나타내고, e + 는 양전자, v는 중성미자, γ는 감마선이 방출됨을 나타냅니다. 세 번째 단계를 시작하려면 두 개의 헬륨 -3 핵이 필요합니다. 처음 두 단계는 세 번째 단계가 발생하기 전에 두 번 발생해야 합니다. 우리가 논의했듯이 이 일련의 반응에서 첫 번째 단계는 매우 어렵고 일반적으로 시간이 오래 걸리지 만 다른 단계는 더 빨리 발생합니다. 중수소 핵이 형성된 후, 3He로 전환되기까지 평균 약 6 초만 살아남습니다. 그로부터 약 백만 년 후 3He 핵은 다른 핵과 결합하여 4He를 형성합니다. 초기 질량과 최종 질량의 차이를 계산하여 이러한 반응이 생성하는 에너지의 양을 계산할 수 있습니다. 과학자들이 일반적으로 사용하는 단위의 수소와 헬륨 원자의 질량은 각각 1.007825 u 및 4.00268 u입니다. 여기에는 전자가 원자핵뿐만 아니라, 전체 원자의 질량을 포함합니다. 수소가 헬륨으로 전환되면 두 개의 양전자가 생성되고, 이들은 두 개의 자유 전자로 소멸되어 생성된 에너지에 추가됩니다. 4 ×1.007825=4.03130-4.00268=0.02862 손실된 질량 0.02862u는 초기 수소 질량의 0.71 % 입니다. 따라서 1kg의 수소가 헬륨으로 변환되면 헬륨의 질량은 0.9929kg에 불과하고 0.0071kg의 물질이 에너지로 변환됩니다. 빛의 속도는 초당 3 ×80000미터이므로 1kg의 수소를 헬륨으로 변환하여 방출되는 에너지는 다음과 같습니다. 이 양, 즉 1kg의 수소가 융합될 때 방출되는 에너지는 약 2주 동안 미국에서 사용되는 모든 전기를 공급합니다. 4 × 10의 태양의 광도 생산하기 와트, 수소 600만 톤 헬륨으로 변환해야 합니다 매 초마다 약 4백만 톤이 에너지로 물질로 변환되는 의를. 이 숫자만큼이나 태양에 저장되는 수소는 여전히 더 방대하며 실제로 수십억 년 동안 지속될 수 있습니다. 우리 태양 질량의 약 1.2배보다 작은 질량을 가진 별 내부의 온도에서 대부분의 에너지는 우리가 방금 설명한 반응에 의해 생성되며, 이 일련의 반응을 양성자 사슬. 양성자 사슬에서 양성자는 다른 양성자와 직접 충돌하여 헬륨 핵을 형성합니다. 별에서는 탄소에서 질소로 순환되는데 이것은 산소 순환이라고 한다. 또 다른 일련의 반응이 동일한 결과가 나왔습니다. CNO 사이클, 탄소 및 수소 핵 된 일련의 반응에 열린 질소, 산소 및 궁극적으로 헬륨을 개시 충돌. 질소와 산소 핵은 생존하지 않고 상호 작용하여 다시 탄소를 형성합니다. 따라서 결과는 양성자-양성자 사슬에서와 동일합니다. 4 개의 수소 원자가 사라지고 그 자리에 하나의 헬륨 원자가 생성됩니다. CNO순환은 태양에서 작은 역할을 하지만 질량이 태양 질량보다 큰 별의 주요 에너지원입니다. 그래서 우리가 19세기 말에 과학자들이 너무 걱정했던 퍼즐을 풀었다는 것을 알 수 있습니다. 태양은 우주에서 가장 단순한 원소 인 수소의 융합을 통해 수십억 년 동안 고온 및 에너지 출력을 유지할 수 있습니다. 대부분의 태양이 수소로 만들어져 있기 때문에 별에 동력을 공급하는 이상적인 연료입니다. 다음 장에서 논의될 바와 같이, 우리는 별을 수소 융합을 시작하기에 충분히 뜨거워질 수 있는 가스 공으로 정의할 수 있습니다. 이를 수행하는 데 필요한 질량이 부족한 가스 공이 있습니다. 할리우드의 많은 희망자들처럼 그들은 결코 스타가 되지 않을 것입니다. 지구에서 통제된 방식으로 태양의 에너지 메커니즘을 복제할 수 있다면 멋지지 않을까요. 융합 에너지는 많은 이점을 가질 것입니다. 수소를 연료로 사용할 것입니다. 지구의 호수와 바다에는 풍부한 수소가 있습니다. 물은 석유나 우라늄보다 전 세계에 훨씬 더 고르게 분포되어 있기 때문에 일부 국가는 더 이상 다른 국가에 비해 에너지 이점을 보유하지 못할 것입니다. 위험한 부산물을 남기는 핵분열과는 달리, 핵융합으로 인한 핵은 완벽하게 안전합니다. 문제는 우리가 보았 듯이 핵이 전기적 반발을 극복하고 핵융합을 겪는 데 극도로 높은 온도가 필요하다는 것입니다. 1950년대 최초의 수소 폭탄이 테스트에서 폭발했을 때 충분히 뜨거워지는 퓨즈는 핵분열 폭탄이었습니다. 그러한 온도에서의 상호 작용은 유지하고, 제어하기가 어렵습니다. 결국 지구에서 핵융합 력을 만들기 위해서는 태양 이하는 일을 해야 합니다. 서로 친밀한 조건에서 수소 핵을 얻을 수 있을 만큼 충분히 높은 온도와 압력을 생성해야 합니다. 유럽 ​​연합, 미국, 한국, 일본, 중국, 러시아, 스위스, 인도는 제어된 핵융합의 타당성을 입증하기 위한 프로젝트인 도관에 협력하고 있습니다. 이 시설은 프랑스에서 건설 중입니다. 조립에는 10,000,000개 이상의 부품과 2,000명의 작업자가 필요합니다. 작업 시작 날짜는 아직 결정되지 않았습니다. 도관은 큰 도넛 모양의 용기를 초전도 자석으로 둘러싸서 강한 자기장에서 수소 핵을 가두어 제어하는 토카막 설계를 기반으로 합니다. 이전의 핵융합 실험은 약 1,500만 와트의 에너지를 생산했지만 1~2초 동안만 발생했으며, 융합을 달성하는 데 필요한 조건을 생성하는데 1억 와트가 필요했습니다. 도관의 목표는 최대 1000초 동안 5억 와트의 융합 에너지를 생산할 수 있는 최초의 융합 장치를 만드는 것입니다. 문제는 중수소와 삼중 수소를 충분히 뜨겁고 조밀하게 유지하여 에너지를 생산하기에 충분한 시간 동안 유지하는 것입니다.